[論文レビュー] Molecular abundances in the Magellanic Clouds III. LIRS 36, a star-forming region in the SMC

Y.-N. Chin, C. Henkel+3 more|arXiv (Cornell University)|Oct 23, 1997

Astrophysics and Star Formation Studies被引用数 3

ひとこと要約

本研究は、小マゼラン雲（SMC）の星形成領域であるLIRS 36における、これまでで最も広範な分子多重ライン調査を実施した。CO、CS、SO、C2H、HCO+、HCN、HNC、H2CO、C34H2が検出されたが、CN、C18O、CH3OHは未検出であった。高密度核（n(H₂) ≈ 10⁵–10⁷ cm⁻³）、温かい分子ガス（Tkin > 10 K）、および銀河系の雲と比較して約10倍低い分率濃度を示し、X因子は約4.8×10²¹ cm⁻² (K km s⁻¹)⁻¹であった。

ABSTRACT

Detections of CO, CS, SO, C2H, HCO+, HCN, HNC, H2CO, and C3H2 reported from LIRS 36, a star-forming region in the Small Magellanic Cloud. C18O, NO, CH3OH, and most notably CN have not been detected, while the rare isotopes 13CO and, tentatively, C34S are seen. This is so far the most extensive molecular multiline study of an interstellar medium with a heavy element depletion exceeding a factor of four. The X = N(H_2)/I_{CO} conversion factor is ~ 4.8 x 10^{21} cm-2 (Kkms-1)^{-1}, slightly larger than the local Galactic disk value. The CO (1--0) beam averaged column density then becomes N(H2) ~ 3.7 x 10^{21} cm-2 and the density n(H2) ~ 100 cm-3. I(\HCOp)/I(HCN) and I(HCN)/I(HNC) line intensity ratios are > 1 and trace a warm (Tkin > 10 K) molecular gas exposed to a high ionizing flux. Detections of the CS J=2--1, 3--2, and 5--4 lines imply the presence of a high density core with n(H2) = 10^5 - 10^7 cm-3. In contrast to star-forming regions in the LMC, the CN 1--0 line is substantially weaker than the corresponding ground rotational transitions of HCN, HNC, and CS. CO, CS, HCO+, and H2CO fractional abundances are a factor ~ 10 smaller than corresponding values in Galactic disk clouds.

研究の動機と目的

• 低金属量環境下における小マゼラン雲の星形成領域LIRS 36における分子濃度を調査すること。
• 複数の回転遷移を用いて、LIRS 36における恒星間媒体の物理的状態（密度、温度、吸収量）を特定すること。
• 低金属量の影響を特に注目して、SMCと銀河系ディスクにおける分子濃度および励起状態を比較すること。
• 低金属量環境におけるCOからH₂への換算係数（X因子）の信頼性を評価すること。

提案手法

• 電波望遠鏡を用いて、CO、CS、HCO+、HCN、HNC、H2CO、C3H2などの主要分子の複数の回転遷移（J=1–0からJ=5–4）を観測すること。
• ライン強度および励起温度の測定により、吸収量および動径温度を導出すること。
• X因子（N(H₂)/I(CO)）を用いて、CO放射から分子水素吸収量を推定すること。
• ライン強度比（例：I(HCO+)/I(HCN)、I(HCN)/I(HNC)）の分析により、ガス温度およびイオン化状態を推定すること。
• 観測された濃度を銀河系の雲と比較して、金属量の影響を評価すること。
• 希少同素体（13CO、C34S）を用いて光学厚さおよび濃度決定を制約すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 LIRS 36の低金属量環境下における主要な分子濃度は何か？
• RQ2 LIRS 36における物理的状態（密度、温度、吸収量）は、銀河系の星形成領域とどのように異なるか？
• RQ3 なぜLIRS 36ではCN 1–0ラインがHCN、HNC、CSと比較して著しく弱いか？（LMCの類似領域と比較して）
• RQ4 SMCにおけるX因子は銀河系の値とどの程度異なるか？また、H₂質量推定にどのような意味を持つのか？
• RQ5 観測されたライン強度比（例：I(HCO+)/I(HCN)）は、この領域の励起状態およびイオン化状態をどのように反映しているか？

主な発見

• LIRS 36におけるX因子は約4.8×10²¹ cm⁻² (K km s⁻¹)⁻¹であり、典型的な銀河系ディスク値よりもわずかに高い。
• CO (1–0)のビーム平均吸収量（H₂）は約3.7×10²¹ cm⁻²であり、分子水素密度は約100 cm⁻³であった。
• I(HCO+)/I(HCN)およびI(HCN)/I(HNC)のライン強度比は1より大きいことから、Tkin > 10 Kの温かい分子ガスが、高いイオン化フラックスにさらされていることが示された。
• CS J=2–1、3–2、5–4ラインの検出により、n(H₂)が10⁵～10⁷ cm⁻³の高密度核が存在することが判明した。
• CO、CS、HCO+、H2COの分率濃度は、通常の銀河系ディスク雲と比較して約10倍低減していた。
• CN 1–0ラインは、HCN、HNC、CSと比較して著しく弱く、LMCの星形成領域とは異なり、SMCでは異なる化学反応や励起状態が関与している可能性がある。